LIVRE II, G H A P. L

qu'elles régalent ou le surpassent en grandeur^ en un mot, que ce sont de vrais soleils. Cela posé, l'analogie nous fait 'présumer, que ces soleils, ainsi que le nôtre, sont entourés de corps opaques ou de planètes sans nombre, qui leur doivent la lumière et la chaleur. On conçoit, que ces salcllites des cloiîés Jijces seront toujours invisibles pour nous, attendu que, placés à la même distance que leurs corps centraux, ils sont vraisemblablement beaucoup pltts petits et opaques: aussi les observations de quelques astronomes modernes, qui prétendaient les avoir vus, ne se sont nullement confirmées.

L'extrême" petitesse dii diamètre apparent des étoiles fixes est probablement la cause de cette séinlillallon , qui les distingue d'une manière si frappante d'avec les planètes. La moindre molécule, flottant dans les airs, surlit pour couvrir l'étoile entière: l'oeil verra donc l'étoile paraître et disparaître; et comme cette occultation ne peut durer qu'un instant, à cause de fagitationde fatmosphère, il en résultera le phénomène de la scintillation. Sans cacher même entièrement Fétoile, chaque molécule qui passe entre elle et notre oeil, doit nécessairement altérer la réfraction de la lumière ,^ ensorte que le lieu apparent de l'étoile , aussi bien que sa figure, éprouvera des changemens continuels, d'où il devra naître un trem-blement. Il en suit que, plus l'atmosphère est imprégnée de vapeurs, plus la scintillation sera forte; et les campagnards ont appris par l'expérience,, à s'attendre, en pareil cas, à un tems pluvieux. Dans les pays, au contraire,, où l'air est très-pur,, comme en Perse, la scintillation n'a pas li^u.

§. 26, Les observations donnent les lieux des étoiles relativement à réquateurj mais les catalogues des étoiles présentent aussi leur situation car rapport- à l'écliptique, dont le plan est plus stable que celui de l'équateui-. L'astronome est donc souvent dans le cas,- de réduire une position à l'autre: conséquemment, il sera bon de rassembler- ici toutes les formules de trigonométrie, dont on a besoin pour cet effet.

Soient {tig- 4) E,, P,. les pôles de l'écliptique T L et de l'êquateur AQ, T le point vernal, L le point solsiitial du Cancer, F une étoile, par laquelle sont menés le cercle de latitude EC,, et le cercle de déclinaison PB. En nommant donc la longitude de rétuile T G zz: X, sa latuude

ÇF=ip, son ascension droite T B z= ?, sa déclinaison BFzzio, et ïangle de posilion EFPzryt?y on aura dans le triangle EFP,

EF—go^^— (3, PEF=9o°--X, PF— go'^ — ô", E P F =r 90* -f e, EPzizs étant l'obliquité de récliplique. La trigonoméirie spliériqne fournira donc les équations suivantes:

1 sin ô' :=: cos e sin (3 -|- sin s sin X cos (3;

TT . cos e sin X — sin 6 tans 3